KARA DELİKLERİ “GÖZLEMEK” Giriş: Kara delik sözünü ilk

KARA DEL KLER “GÖZLEMEK”
Giri :
Kara delik sözünü ilk duydu umda açıkçası çok korkutucu gelmi ti. Aklıma ilk gelen,
uzayda çevresindeki her eyi yutarak gitgide büyüyen dev bir nesneydi. Bu kara delik o
kadar büyüyecekti ki kaçınılmaz olarak bir gün Dünya’yı da yutacaktı. imdi biliyorum
ki bu korkum çok yersiz. Her ne kadar evrende çevresindeki yıldızları yutan kara delikler
mevcutsa da, bunların sayısı ve etki alanı çok sınırlı.
En basit tanımıyla kara delikler yüzeyinden ı ı ın bile kaçamadı ı yerçekimi kuvvetine
sahip nesneler. Genelde tüm özelliklerini anlatmak için Einstein’ın genel görelilik
kuramına ihtiyacımız olsa da, basit özelliklerini anlamak için liseden bildi imiz Newton
kanunları yeterli. Kara deliklerde madde o kadar küçük bir alana hapsediliyor ki,
yüzeyinden kaçmak için gereken hız, ı ık hızını (saniyede 300,000 km) geçiyor. Sonuç
olarak ı ık dahi kara delikten kaçamıyor, bükülerek yüzeye geri dönüyor. Öyleyse bir
kara delik olu turmak için gereken, ba langıçtaki kütleyi sıkı tırarak hacmini yeterince
küçültmek. A a ıdaki Tablo bize astronomideki tipik kütlelerin kara delik haline gelmesi
için sıkı tırılması gereken büyüklükleri veriyor. Kaçı hızı ve kara delik büyüklü ü
hakkında bilgi Prof. Halil Kırbıyık’ın makalesinde ayrıntıyla anlatılıyor.
Cisim
Kütle
Yarıçap
Kara delik
yarıçapı**
9 mm
3 km
4.5 – 6 km
9 milyon km
6 x 1024 kg *
6,400 km
30
2 x 10 kg
700,000 km
3-4 1030 kg
10 – 15 km
3 milyon güne
kütlesi
M 87 Galaksi merkezi
3 milyar güne
9 milyar km
kütlesi
* Bilimsel notasyon kullanılmı tır, 1024 = 1,000,000,000,000,000,000,000,000 (birden
sonra 24 tane 0)
**Kara deli e dönü türmek için verilen kütlenin sıkı tırılması gereken yarıçap
(Schwarzchild yarıçapı)
Dünya
Güne
Nötron yıldızı
Samanyolu merkezi
Burada bir önemli nokta kara deliklerin çekim alanı ile ilgili. Kara delikten yeterince
uzakta (mesela bir kaç yüz Schwarzchild yarıçapı) maddenin tüm dinami ini Newton
yasaları kullanarak tarif etmek mümkün. Daha açık bir örnek vermek istersek, diyelim ki
Güne bir anda kara deli e döndü. Dünya, di er gezegenler, gökta ları, kuyruklu yıldızlar
hiç istiflerini bozmadan yörüngelerinde dönmeye devam edecekler. Güne de kara delik
oldu diye gezegenleri yutacak de il. Kısacası kara delikten yeterince uzaktaki cisimler
için önemli olan merkezdeki toplam kütle: toplam kütleyi olu turan cismin bir kara delik
ya da ba ka bir astronomik cisim olması fark etmez. Ama kara delik yakınlarına gelirsek
i de i ir. Newton kanunları yetersiz kalmaya ba lar, Einstein’ın genel görelilik kuramı
ve bükülmü uzay-zamanda hesaplar yapılmaya ba lanır.
Evrendeki kara delik tipleri:
Teorik olarak varlı ı a a ı yukarı yüz senedir bilinen kara delikler hakikaten evrende var
mı, yoksa sadece bir teorinin anlamsız uzantısından mı ibaret? Bu yazıda önce bu konuyu
ele alaca ım, evrende kara delikler var mı? Yıldızların evrimi bize bu konuda önemli
ipuçları veriyor. Burada çok özet bilgi veriyorum, çünkü Prof. Halil Kırbıyık’ın
yazısında yıldız evrimi ayrıntısıyla anlatılıyor.
Güne kütleli kara delikler:
Yıldızlarda kütle çekim, hafif elementlerin daha a ır elementlere dönü türüldü ü füzyon
tepkimesi sonucu ortaya çıkan basınçla dengelenir. Yani füzyon sürdükçe yıldız kütle
çekimine kar ı koyar. Füzyon sonsuza kadar sürüp gitmez, yıldız daha hafif
elementlerden demir çekirdeklerini ürettikten sonra durur, çünkü demirden daha a ır
elementleri füzyonla üretmek enerji açı a çıkarmaz. O zaman yıldız çökmeye ba lar. Bu
çökme yıldızın ilk kütlesine ba lı olarak üç ayrı ekilde sonlanır. Dü ük kütleli
yıldızlarda (Güne gibi) çökü , elektronların birbirine çok yakla tı ında uyguladı ı
basınç tarafından durdurulur ve yıldız bir beyaz cüceye dönü ür. Çöken yıldız daha a ırsa
önce elektronlar ve protonlar kayna arak nötronlar olu tururlar, daha sonra da nötronların
basıncı çökmeyi durdurur. Olu an yıldıza nötron yıldızı denir. E er çöken yıldız daha da
a ırsa nötronların da basıncı yeterli olmayaca ından çökme devam eder ve yıldızın
yarıçapı Schwarzchild yarıçapının da altına inerek kara delik olu umunu sa lar. Yıldız
evriminin sonunda olu an bu cisimlere (beyaz cüce, nötron yıldızı ve kara delik)
küçüklükleri ve yo unluklarının yüksekli i nedeniyle yo un cisimler denir. Mesela bir
nötron yıldızının çapı 10-15 km civarındadır ve bir çay ka ı ını dolduracak kadar nötron
yıldızı maddesinin a ırlı ı tonlarla ölçülür.
ekil 1. Yo un cisim ta ıyan çift yıldız sistemi. Madde normal yıldızdan yo un cisme
akarken bir yı ılma diski olu turuyor.
Dolayısıyla, en azından teorik olarak gökadamızda ve evrendeki di er gökadalarda 10
Güne kütlesi civarında a ırlı ı olan kara delikler olmalıdır. Ama tanımları gere i kara
delikler ı ınım yapmazlar. (Astronomik olarak gözlenmesi mümkün olmayan Hawking
ı ıması hariç, ayrıntılar için Dr. Bayram Tekin’in yazısına bakınız). Onları ancak ba ka
bir yıldızın yakınlarındaysa, yani bir çift yıldız sisteminde ise bulabiliriz. Bu konuda
anslıyız çünkü Gökadamız’daki yıldızların ço u çift yıldız sistemleri içinde.
Yıldızlardan bir tanesi yo un cisim olan çift yıldız sistemlerinde, bazı ko ullarda madde
normal yıldızdan yo un cisme do ru akmaya ba lar. Aynı zamanda iki yıldız da birbiri
etrafında dönmektedir. Bunun sonucunda madde yo un cisme akarken çevresinde bir
disk olu turur. Teorik ve bilgisayarla yapılan çalı malar bu diskin nispeten ince oldu unu
gösteriyor. Bu da disk yo unlu unun yüksek olması demek. Diskin yo un cisme yakın iç
kısımları müthi yerçekimi kuvveti altında gitgide daha hızlı dönerken aynı zamanda
ısınır, sıcaklık milyar derece civarına çıkar. Milyar derece sıcaklı ı olan madde x
ı ınlarında (röntgen filmlerinin çekildi i enerjideki ı ınlar) parlar. Zaten yo un cisme
sahip çift yıldız sistemlerini gökyüzünü x ı ını algılayıcılarıyla taradı ımızda buluyoruz.
ekil 1 bize yo un cisim ve etrafındaki disk hakkında bir fikir veriyor.
ekil 2. Kütlesi ölçülmü yo un cisimlerden bazıları. Nötron yıldızları 1.4 Güne kütlesi
civarında yo unla ıyor. 3 Güne kütlesinden daha a ır olanlar ise kara delik. E. Kalemci
doktora tezinden uyarlanmı tır.
X ı ınlarını kullanarak yo un cisimleri tespit edebiliyoruz, peki bunların hangileri kara
delik? Bunu belirlemenin en garanti yolu yo un cismin kütlesini ölçmek, çünkü beyaz
cüceler ve nötron yıldızlarının üç güne kütlesinden büyük olması teorik olarak imkansız.
X ı ınlarında parlayan ve üç güne kütlesinden daha a ır yo un cisimler kara delik
olmalı. Yo un cisimlerin kütlelerini bazen yörünge periyotlarını ve Kepler kanunları
kullanarak bulmak mümkün. ekil 2’de kütlesi ölçülmü bazı kara delik ve nötron
yıldızlarının da ılımı görülüyor. Galaksimizde bunlardan 18 tane var (McClintock &
Remillard, ‘Compact Stellar X-ray Sources’, 4. Bölüm)
Bazı yo un cisimlerin kütlesini ölçmek mümkün de il. Bunları ancak dolaylı yollarla
sınıflandırabiliriz. Her eyden önce hangi cisimlerin kara delik olamayaca ını bulabiliriz.
Hem nötron yıldızlarının hem beyaz cücelerin yüzeylerinden gelen tipik bir ı ınım vardır.
Kara deliklerin yüzeyleri olmadı ı için onlarda bu ı ınım gözükmez. Ayrıca nötron
yıldızlarının dönmesinden dolayı olu an periyodik sinyal ya da sadece nötron yıldızlarına
özgü patlamalar da hangi yo un cisimlerin kara delik olamayaca ı konusunda bize bilgi
verir. Sonuç olarak, kütlesi bilinen kara deliklerin genel özelliklerine bakarak, aynı
özellikleri gösteren ve nötron yıldızı ya da beyaz cüce olmadı ı kesinle en tüm yo un
cisimlere kara delik adayı denir. Bunlardan da bilinen 22 tane var (2003 yılına kadar
McClintock & Remillard makalesinde verilen sayı, tam sayısını bilememekle beraber u
anda 25 civarı olabilir).
Dev kara delikler:
Evrendeki ba ka çe it kara delikler de var. Bunlar milyonlarca ya da milyarlarca güne
kütlesine sahip dev kara delikler. Samanyolu’nun merkezinde de bir tane var.
Gökadamız’ın merkezine kızılötesi teleskoplarla bakıp, oradaki yıldızların hareketini
gözlemek mümkün. Bu yıldızlarının yörüngüleri incelendi inde hepsinin ortak bir nokta
etrafında döndü ü görülüyor, yapılan hesaplarla bu noktada 3 milyon Güne kütlesi
olması gerekiyor ( ekil 3). Ama bu noktadan ı ık gelmiyor! Bu kadar büyük kütlenin
teleskoplarımızın ayrı tırabilece inden daha küçük bir alana sı ıp ı ıma yapmamasının
tek açıklaması onun kara delik olması!
Samanyolu’nun merkezindekine benzer kara delikler aslında tüm gökadaların
merkezlerinde var! Bu dev kara deliklerin gökadaların evriminde önemli bir yeri oldu u
dü ünülüyor. Üstelik bunlardan bazıları çok kuvvetli ı ıma da yapıyor, daha do rusu çift
yıldız sistemleri gibi çevrelerindeki madde kara deli e akarken ı ıyor. te bunlar
yamyam kara delikler çünkü bir yıldız ona yakınla ırsa önce yüksek çekim kuvveti
altında parçalanıyor, sonra da diskin bir parçası olarak afiyetle kara deli in merkezine
yöneliyor. Dolayısıyla bu kara delikler etraftaki gaz dı ında, yıldızların artıklarıyla da
besleniyorlar ve büyüyorlar. Ama korkacak bir ey yok, bu kara deliklerden çıkan
enerjiye bakılarak her on senede bir adet Güne kütleli yıldız kadar madde yuttukları
görülüyor (Chaisson & McMillan, ‘Astronomy Today’). Yani on senede zaten
milyarlarca Güne kütlesine bir güne kütlesi daha ekleniyor, hızlı bir büyüme denemez.
Hatta ço unlukla çevrelerinde zamanla gaz ve yıldız kalmadı ı için bu kara deliklerin
çevrelerinden gelen ı ık da kesiliyor. Mesela Samanyolu’nun merkezindeki kara delik u
anda parlak de il, ama daha 300 yıl önce imdikinden çok daha parlak oldu una dair
bulgular var (Revnivtsev ve ark. Astronomy and Astrophysics, 2004, 425, 49). Sonuç
olarak dev kara delikler etraflarında madde birikti i zaman aktif hale geliyorlar (ki
bunlara aktif gökada çekirdekleri deniyor), madde bitince de sönüyorlar.
ekil 3. Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles (UCLA) Grubu tarafından 10 metre çaplı
Keck Teleskobu ile Samanyolu merkezindeki yıldızların yörüngeleri. Tüm yıldızlar sarı
yıldız ile gösterilen kara deli in etrafında dönüyor.
Bu kara deliklere en etkili madde kayna ı da gökada birle meleri. Gökadalar da genelde
gruplar halinde bulunuyorlar ve kütle çekiminin etkisiyle birbirleriyle çarpı abiliyorlar.
Bu çarpı malar yıldızları pek etkilemiyor çünkü yıldızlararası mesafeler çok büyük. Fakat
gökada içindeki gaz ve toz bulutları çarpı malardan daha çok etkileniyor. Merkezlerdeki
dev kara delikler de çarpı ma sırasında yakınına gelen gazı çekerek bir disk olu turuyor
ve aktif hale geliyor. Aktif nükleer çekirdeklere baktı ımızda bunların hemen hemen
hepsinin yakın zamanda bir gökada çarpı masına maruz kaldı ı gözleniyor. Bu arada
Samanyolu’nun da kom usu Andromeda ile 3 milyar yıl içinde çarpı aca ını belirtelim.
Bu çarpı ma sırasında yukarıda belirtti im sebepten bir yıldızın gelip bizim Güne ’imize
çarpma olasılı ı çok küçük, ama Gökada merkezindeki kara deli i aktif hale getirebilir.
ekil 4’de çarpı an iki gökadanın Hubble tarafından alınmı görüntüsü var.
ekil 4. NGC 4676 çarpı an gökada çiftinin Hubble ile alınmı görüntüsü. Gökadalar da
sık olan bu çarpı malar merkezlerindeki kara delikleri etkin hale getirebiliyor.
Jetler:
Kara deli ın yakınlarında müthi bir çekim gücü var, o kadar ki ı ık bile bükülüyor,
kaçamıyor. nanılması güç ama kara deliklerin bu çekim gücü aynı zamanda maddeyi çok
etkili biçimde sistemden dı arıya da fırlatabiliyor. Havuzlardaki fıskiyeler gibi,
astronomların jet adını verdikleri yapılar maddeyi hızla kara delikten uza a savuruyor.
Bir örne i ekil 1’de var. Bu jetlerin olu um mekanizmaları ve daha birçok özelli i iyi
anla ılmamı olsa da diskte olu an manyetik alanların bir etkisi oldu u kesin. Yüklü
parçacıklar (elektron, proton gibi) manyetik alanların çevrelerinde dönerler. Dönerken
ivmelenen bu parçacıklar da sinkrotron adını verdi imiz bir ı ıma yaparlar. Bu ı ıma en
kuvvetli radyo bandında, radyo teleskoplar ile gözlenir. Bir hipoteze göre diskin dönmesi
ile sıkı an manyetik alan bir yay gibi davranarak maddeyi dı arı atıyor. Bir ba ka
hipoteze göre ise yay etkisini yapan disk de il, kara deli in kendi etrafında dönmesi
(spin).
Jetler hem güne kütleli kara deliklerde, hem de dev kara deliklerde gözlenen bir olay.
Özellikle dev kara deliklerde çok etkileyici oluyorlar çünkü içinde bulundukları gökada
kadar büyük olabiliyorlar. ekil 5’de gösterilen Cen A bunun en çarpıcı örneklerinden
biri. Dev jetlerin gökada evrimini de etkiledikleri biliniyor.
Özetlersek, evrende kesin olarak gözlenen ve bilinen kara delikler güne kütlesinde
olanlar ve gökadaların merkezlerindeki dev kütlesi olanlar. Bu iki tipin dı ında da kara
delikler oldu u dü ünülüyor. Mesela Samanyolu dı ındaki bazı gökadalarda gözlenen
ekil 5. Cen A gökadasındaki dev jet. Cen A merkezinde dev bir kara delik olan bir
gökada. De i ik dalga boylarında incelendi inde ( ekil 5.a’da görünür ı ık bölgesindeki
resmi ile radyo dalgalarındaki resmi bir arada görülüyor) bize jetlerin neler
yapabilece ini gösteriyor. ekil 5.b de gökadanın x ı ınlarında merkezinden ve bir jetten
kuvvetli ı ıma geldi i gözleniyor. ekil 5.c ise merkezin gözle görünür bölgedeki resmi,
normal bir gökadadan farkı yok. ekil 5.a da ise bu jetlerin neler yapabilece ini radyo
dalga boyundaki gözlemlerde görüyoruz, jetler gökadalar arası maddeyi iterek neredeyse
gökada büyüklü ünde bo luklar olu turmu .
birkaç kayna ın orta siklet (bir kaç yüz bin Güne kütlesi) kara delik oldu u iddia
ediliyor, ama kesin kanıt sunulmu de il. Prof. Halil Kırbıyık’ın yazısında ele alınan ama
henüz gözlenmemi mini kara delikler de söz konusu. Bilinen kara delikler için, onları
gözlemenin en etkili yolu çevrelerindeki maddenin ı ımasına bakmak. Güne kütleli kara
deliklerde normal yıldızdan kara deli e madde akarken, dev kara deliklerde gökada
merkezinde biriken gaz kara deli e akıyor, akarken ısınıyor ve x ı ınlarında parlıyorlar.
Aynı zamanda akan maddeyi jet yapısıyla dı arı savurmayı da ba arıyorlar. Evrenin en
ilginç cisimlerinden biri olan kara delikler çevrelerine yaptıkları etkiyle biz
astronomlara Dünya ko ullarında elde edilemeyecek yo unluk, sıcaklık ve fiziksel
ortamlarda maddenin davranı ı hakkında bilgi vermeye devam ediyorlar.